L'exploration de l'Univers lointain connait présentement un essor sans précédent, grâce notamment à une instrumentation de pointe en perpétuelle amélioration. Les galaxies primordiales sont devenues accessibles par une signature spectrale très intense : la raie de recombinaison de l'hydrogène Lyα. En procède une pléthore d'applications cosmologiques, qui demeurent cependant très fragiles et en proie à diverses incertitudes. En cause, la complexité du transfert radiatif de Lyα, qui est une raie résonante. La présente thèse a pour principal objectif la calibration et la consolidation des quantités, observations et interprétations astrophysiques basées sur l'émission Lyα, en particulier dans l'univers lointain. L'approche principale consiste à observer les analogues locaux des galaxies a flambée de formation d'étoiles distantes, permettant une étude détaillée de la physique Lyα à haute résolution grâce au télescope spatial Hubble. Une étude numérique présente ensuite la simulation du transfert radiatif de Lyα dans les galaxies locales et à un décalage spectral de 3, et le lien entre différentes populations de galaxies. Enfin, la dernière partie de ce travail présente une estimation empirique d'une quantité physique cruciale pour la calibration des observables Lyα, à savoir la fraction d'échappement fesc(Lyα), ainsi que les caractéristiques physiques des émetteurs Lyα détectés par GALEX.

L'eau est un constituant essentiel de l'atmosphère des supergéantes rouges (RSG), dont l'influence reste mal comprise. Le spectre observé de l'eau de ces étoiles ne peut être reproduit que par l'ajout d'une coquille de gaz moléculaire, les MOLsphères. Cependant, l'hypothèse des MOLsphères reste fragile et sujette à caution. Dans le but de mieux interpréter les spectres observés, la synthèse de spectres hors équilibre thermodynamique local est une approche potentiellement importante. Les effets hors ETL étant potentiellement fort, ils pourraient être en mesure de lever les problèmes de l'interprétation des raies de l'eau sans ajout de MOLsphère et impliquer un rôle important dans la dynamique de l'atmosphère. Pour cela, nous avons développé une méthode originale en mesure de résoudre l'équation de transfert pour les nombreuses transitions radiatives de l'eau sans l'approximation ETL. Cette méthode a été mise en oeuvre via le développement d'un code de transfert radiatif parallèle. Les premiers résultats montrent que les effets hors ETL dans l'atmosphère des RSG, et leur impact sur le spectre comme sur certaines observables utilisées pour sonder ces étoiles, sont importants.

Une peinture est un matériau complexe composé de plusieurs couches picturales. Ce travail de recherche poursuit un double but : comprendre et modéliser l'aspect visuel d'un tel milieu stratifié et développer des méthodes non destructives permettant d'identifier les différents constituants présents dans une œuvre d'art. L'équation de transfert radiatif, résolue par la méthode de la fonction auxiliaire, permet de modéliser l'aspect visuel des couches picturales stratifiées. Cette modélisation est validée par comparaison avec des spectres expérimentaux de réflexion diffuse. Expérimentalement, la reconnaissance des pigments et des colorants à partir d'un appareil déjà opérationnel au laboratoire a été étendue à celle des constituants d'un mélange de pigments. De plus, la tomographie optique cohérente (OCT), développée au cours de cette thèse, permet d'imager les pigments et d'obtenir une information spectrale permettant d'envisager une identification non destructive des composants de couches picturales stratifiées.

Dans les régions de haute biodiversité, caractérisées par des paysages dynamiques, la cartographie détaillée de l'utilisation des sols et du couvert végétal est communément obtenue par la classification d'images satellite. Cependant, les cadres conceptuels d'estimation d'erreurs sur les cartes sont éprouvés pour les zones tempérées et hautement industrialisées.<br />Une nouvelle méthode est proposée pour l'évaluation de la fiabilité des cartes et une autre méthode pour l'estimation des erreurs de classification par ambiguïtés entre classes sur images satellites. La première méthode comprend un nouveau mode d'échantillonnage et une estimation par ensembles flous des incertitudes positionnelles et thématiques. Elle a été testée sur l'Inventaire Forestier Mexicain de l'an 2000. La deuxième méthode s'appuie sur la simulation d'images satellites avec le modèle de transfert radiatif DART et a été testée sur des images IKONOS de six types de forêts au Mexique, sur terrain plat et en forte pente

Pour interpréter les observations astrophysiques, il est nécessaire de connaître les taux d'excitation collisionnelle des molécules par les espèces les plus abondantes (He, H2). Cette thèse présente des taux de collisions ro-vibrationnelle de SO ainsi que de CS pour des températures allant de 5 à 1500K. Des potentiels d'interaction à 2 et 3 dimensions pour les systèmes SOHe et CSHe ont été calculés par des méthodes ``Clusters Couplés". Une approche hybride combinant Close-Coupling et méthodes IOS a été utilisée pour l'excitation rotationnelle. Les nouveaux taux de collisions présentent des différences par rapport à ceux précédemment publiées. Les taux d'excitation ro-vibrationnelle de SO et CS ont aussi été calculés : ils sont très inférieurs à ceux rotationnelle. Enfin, ces nouveaux taux de collisions ont été introduits dans des codes de transfert radiatif : leur utilisation peut changer de façon significative l'interprétation de l'abondance interstellaire de SO et CS.

Thèse doctorat : Lasers, molécules et rayonnement atmosphérique : Lille 1 : 2003. / 2 articles en anglais reproduits en annnexe. N° d'ordre (Lille 1) : 3389. Bibliogr. p. 201-215.

Thèse doctorat : Lasers, molécules et rayonnement atmosphérique : Lille 1 : 2003. / N° d'ordre (Lille 1) : 3389. Les 2 articles en anglais en annnexe ont été retirés. Bibliogr. p. 201-215.

Le processus de formation d'étoiles se déroule selon plusieurs phases. Tout d'abord une phase à grande échelle, durant laquelle le nuage moléculaire se fragmente sous l'action de sa propre gravité et de la turbulence en coeurs denses gravitationnellement instables. Dans ces fragments le milieu est optiquement mince, l'énergie libérée par le travail de compression s'échappe sous forme de rayonnement, d'où un processus quasi isotherme. Lorsque le nuage devient optiquement épais à son propre rayonnement, la matière en effondrement forme un objet en équilibre hydrostatique appelé premier cœur dit de Larson. S'ensuit une phase d'accrétion, qui conduit ultimement à la dissociation du dihydrogène. Une partie du travail de compression est alors absorbée par l'énergie de dissociation de la molécule, et non plus convertie en énergie thermique, permettant à l'effondrement de recommencer. Lorsque que toutes les molécules de dihydrogene ont été dissociées, la phase adiabatique recommence et le second cœur de Larson (proto-étoile) est formé.L'ajout des éléments nécessaires au traitement de la magnétohydrodynamique (MHD) non-idéale dans le code à grille adaptative RAMSES constitue la première partie de la thèse. L'étude détaillée des stades ultimes (premier et second cœur de Larson) de la formation des étoiles constitue la seconde partie de la thèse. Cette étude a pu mettre en évidence des effets importants de la MHD non-idéale sur la répartition du champ magnétique et l'efficacité du transport de moment angulaire.

Plus d'un millier d'exoplanètes ont été découvertes depuis une dizaine d'années. Plus incroyable encore, nous pouvons maintenant caractériser les atmosphères de ces mondes lointains. Des spectres de Jupiter-chauds tels que HD 189733b et HD 209458b et de planètes similaires à Neptune telles que GJ1214b sont déjà disponibles et ceux de planètes plus petites le seront bientôt. La plupart des observations caractérisent l'état moyen de l'atmosphère. Pour les cas les plus favorables, l'observation des courbes de phase et la technique de cartographie par éclipse secondaire permettent d'obtenir une résolution en longitude et en latitude. Les planètes les plus proches de leurs étoiles sont aussi les plus faciles à observer. Ces mondes chauds sont radicalement différents des exemples que nous avons dans le système solaire. Modéliser correctement leurs atmosphères est un défi à relever pour comprendre les observations présentes et à venir. Durant cette thèse, j'ai développé des modèles de différente complexité pour comprendre les interactions entre la structure thermique, la composition, la circulation atmosphérique et l'évolution à long terme des exoplanètes irradiées. La forte luminosité de leur étoile hôte détermine le climat de ces planètes. Elle engendre une circulation atmosphérique qui maintient l'atmosphère dans un état de déséquilibre thermique et chimique, affectant son évolution. Avec les futurs instruments de nombreuses autres planètes vont être découvertes et caractérisées. Nos modèles seront testés sur une large diversité de planètes, ouvrant les portes de la climatologie aux exoplanètes.

Les travaux présentées visent à améliorer nos connaissances sur les propriétés radiatives des aérosols désertiques aussi bien dans les courtes longueurs d'onde (SW) que dans les grandes longueurs d'onde (LW) ainsi que sur leur forçage sur la dynamique atmosphérique. Cette caractérisation est essentielle en particulier dans la région de l'Afrique du nord, qui est la plus grande source d'aérosols minéraux. Cette étude est basée sur une complémentarité entre les plateformes de mesure in situ au sol ou aéeroportées et les observations de télédétection au sol, aéroportées ou spatiales. Ces travaux se réalisent dans le cadre de la campagne de mesures AMMA qui a eu lieu en 2006, au cours d'un épisode particulièrement intense de soulèvement de poussières à l'est du continent et de transport vers l'ouest pendant une semaine. L'analyse met en évidence l'importance des aérosols désertiques sur le bilan radiatif au-dessus de l'Afrique de l'Ouest à l'échelle régionale (impact non négligeable dans le SW mais aussi dans le LW), de jour comme de nuit avec des chauffages compris entre 1.5Kjour-1 et 4Kjour-1 en moyenne de jour dans la couche d'aérosols. A la mi-journée, les taux de chauffage peuvent atteindre localement 8Kjour-1 dans les parties les plus épaisses optiquement des panaches d'aérosols de poussières désertiques. De nuit, on observe un refroidissement de l'ordre de 0.5 K jour-1 à 1Kjour-1 dans la couche de poussières et un réchauffement à la surface. Ce chauffage n'est pas sans impact sur la dynamique atmosphérique en Afrique de l'ouest du fait de son in-homogénéité spatiale et de sa variabilité temporelle. Il conduit à des modifications non seulement sur la température et l'humidité, mais également sur la force et la direction du vent. Ces modifications engendrent des changements significatifs sur le système de la mousson, comme nous avons pu le montrer à partir de simulations numériques effectuées à l'aide d'un modèle de méso-échelle. Plus précisément, la présence d'aérosols désertiques entre 1 et 4 km d'altitude est à l'origine d'un chauffage radiatif non négligeable possédant un cycle diurne à l'origine de modifications des gradients de température non seulement verticaux mais également horizontaux. Le panache d'aérosols ainsi observé au nord du Jet d'Est Africain (AEJ, African Easterly Jet) se montre propice à une augmentation des gradients verticaux de vent à l'origine de l'intensification de l'AEJ. La présence de ce panache produit également un renforcement de la structure périodique en vent. Plus bas en altitude, la dépression thermique et les vents associés sont intensifiés, du fait également, de la modification des gradients de température associés à la présence du panache d'aérosols. Le dernier volet de ces travaux porte sur la détection de ces aérosols dans l'infra-rouge au dessus du continent Africain à des fins de suivi et de prévision en utilisant les températures de brillance satellitaires. La méthode proposée de " pseudo-correction " de la vapeur d'eau sur les différences de température de brillance (BTD10-12 micromètres), permet une différenciation optimale des aérosols et des nuages au-dessus du continent. La méthode mise au point est particulièrement efficace au sud de 14°N (région Soudanienne où le couvert végétal est non négligeable), i.e. une partie du continent Africain au-dessus de laquelle très peu d'informations sont fournies par les radiomètres classiquement utilisés pour la détection des poussières.